El instrumento NACO del Telescopio Muy Grande de ESO en Paranal, Chile, nos enseña unas observaciones asombrosas de la atmósfera y de la superficie de Titán.

El 14 de enero de 2005 la sonda Huygens de ESA arribó al mayor de los satélites de Saturno, Titán. Luego de un descenso sin fallas a través de la densa atmósfera, tocó suelo sobre la helada superficie de este extraño mundo, desde donde continuó trasmitiendo datos preciosos hacia la Tierra.

Varios de los más grandes telescopios del mundo con base en tierra estuvieron también activos durante este emocionante acontecimiento, observando a Titán antes y cerca del momento del encuentro con Huygens, dentro de un marco de una campaña coordinada por los miembros del Equipo Científico del Proyecto Huygens.

De hecho, los grandes telescopios astronómicos con sistemas de óptica adaptativa de última generación permiten que los científicos fotografíen el disco de Titán con bastante detalle. Más aún, las observaciones basadas en tierra no se ven restringidas por el limitado período de sobrevuelo de Cassini y del descenso de Huygens. Por lo tanto, complementan idealmente los datos recogidos por esta misión NASA-ESA, optimizando aún más el retorno científico en general.

Un grupo de astrónomos (1) observó Titán con el Telescopio Muy Grande (VLT = Very Large Telescope) de ESO en el Observatorio de Paranal en Chile durante las noches del 14 al 16 de enero, utilizando las ópticas adaptativas del instrumento NAOS-CONICA montado en el telescopio Yepun (2) de 8,2 metros.

Las observaciones fueron llevadas a cabo de varios modos, resultando en una serie de imágenes finas y espectros detallados de esta misteriosa luna. Las mismas complementan observaciones anteriores de Titán realizadas con el VLT.

Las imágenes de mayor contraste

Las nuevas imágenes muestran la atmósfera y la superficie de Titán en varias bandas del infrarrojo cercano.

El lado “de cola” de la superficie es visible en las imágenes tomadas a través de filtros de banda angosta en las longitudes de onda de 1,28, 1,6 y 2,0 micrones. Corresponden a las así llamadas “ventanas de metano” que permiten observar a través de la atmósfera inferior de Titán y hasta la superficie. Por otro lado, la atmósfera del satélite es visible a través de filtros centrados en los lados de estas bandas de metano, por ejemplo a 2,12 y 2,17 micrones.

ESO PR Foto 04a/05: La superficie de Titán Aquí vemos al hemisferio “de cola” con el sitio de aterrizaje de Huygens marcado con una “X”. La imagen de la izquierda fue tomada con NACO y un filtro de banda angosta centrado en 2 micrones. A la derecha está la imagen NACO-SDI del mismo lugar mostrando la superficie de Titán a través de la ventana de metano de 1,6 micrones. Se superpone una proyección esférica con coordenadas de Titán.Crédito: NACO-VLT

Eric Gendron del Observatorio de París en Francia y líder del equipo, se muestra extremadamente complacido: “Creemos que algunas de estas imágenes son las de mayor contraste que hayan sido tomadas por cualquier otro telescopio con base en tierra o en órbita terrestre”.

Las excelentes imágenes de la superficie de Titán muestran la localización del sitio de aterrizaje con mucho detalle. En particular, aquellas centradas en la longitud de onda de 1,6 micrones obtenidas con la Cámara Diferencial Simultánea (SDI = Simultaneous Differential Imager) en NACO (4) proporcionan los mejores contrastes y las mejores vistas. Esto es así en primer lugar porque los filtros coinciden más acertadamente con la ventana de metano de 1,6 micrones; en segundo lugar, es posible conseguir una imagen aún más clara de la suprficie al sustraer con precisión las imágenes registradas simultáneamente de la neblina atmosférica, tomadas en la longitud de onda de 1,625 micrones.

ESO PR Foto 04b/05: Mapa de la superficie de Titán Éste es un mapa de Titán tomado con NACO en 1,28 micrones (una ventana de metano que permite sondear debajo de la superficie). En el hemisferio “de avance” de Titán, el brillante rasgo ecuatorial (Xanadú) resulta dominante. En el hemisferio “de cola” se indica el sitio de descenso de la sonda Huygens.Crédito: NACO-VLT

Las imágenes muestran la gran complejidad del lado “de cola” de Titán, que anteriormente se pensaba que era muy oscuro. Sin embargo, ahora resulta obvio que hay regiones brillantes y oscuras cubriendo el campo de estas fotografías.

La mejor resolución alcanzada para los rasgos superficiales es de unos 0,039 segundos de arco, que en Titán corresponden a unos 200 km. La imagen ESO PR Foto 04c/04 ilustra la sorprendente concordancia entre la fotografía NACO-SDI tomada desde Tierra con el VLT y el mapa de ISS-Cassini.

ESO PR Foto 04c/05: Titán, la luna enigmática, y el lugar de descenso de Huygens Ésta es una comparación entre la imagen NACO-SDI y otra tomada por Cassini-ISS mientras se aproximaba a Titán. La imagen de Cassini muestra el mapa del lugar de descenso de Huygens envuelto alrededor de Titán, rotado hacia la misma posición que las observaciones NACO-SDI de enero. La “X” amarilla marca el sitio de descenso de la sonda. La imagen Cassini-ISS es cortesía de la NASA, JPL, y del Instituto de Ciencia Espacial. Las líneas coloreadas indican las regiones que fueron fotografiadas por Cassini con diferentes resoluciones. Las secuencias de menor resolución están delineadas en azul. Otras áreas han sido apuntadas específicamente para mosaicos de resolución moderada y alta de los rasgos superficiales. Estos incluyen el lugar donde la sonda Huygens de ESA tocó suelo a mediados de enero (marcado con una “X” amarilla), una parte de la brillante región llamada Xanadú (la porción más oriental del área cubierta) y un límite entre las regiones oscura y brillante.Crédito: NACO-SDI / VLT y Cassini-ISS

Las imágenes de la atmósfera de Titán en 2,12 micrones muestran un polo sur todavía luminoso con un rasgo atmosférico brillante, que podrían ser nubes o algún otro fenómeno meteorológico. Los astrónomos lo han seguido desde 2002 con NACO y advirtieron que parece estarse desvaneciendo con el tiempo.

A los 2,17 micrones, este rasgo es invisible y la asimetría norte-sur (también conocida como “la sonrisa de Titán”) favorece claramente al norte. Los dos filtros sondean diferentes niveles de altitud y de esa forma las imágenes proporcionan información sobre la extensión y evolución de la asimetría norte-sur.

ESO PR Foto 04d/05: Evolución de la atmósfera de Titán Una imagen de la atmósfera de Titán en 2,12 micrones según fue observada con NACO en el VLT en tres épocas diferentes, desde 2002 hasta ahora. La atmósfera de Titán exhibe cambios estacionales y meteorológicos que pueden ser vistos aquí claramente: la asimetría Norte-Sur (indicadora de cambios en la composición química de un polo o del otro, dependiendo de la estación) está ahora claramente en favor del polo norte. De hecho, la situación se ha revertido con respecto a hace unos pocos años, cuando el polo sur era más brillante. También se ve aquí un rasgo brillante en el polo sur que al presente se está oscureciendo luego de haber aparecido muy luminoso desde 2000 hasta 2003. Las diferencias en tamaño se deben a la variación de la distancia entre la Tierra y Saturno.Crédito: NACO-VLT

Sondeando la composición de la superficie

Como los astrónomos han obtenido también datos espectroscópicos en diferentes longitudes de onda, podrán recuperar información útil sobre la composición de la superficie.

El instrumento Cassini-VIMS explora la superficie de Titán en la zona del infrarrojo, y está tan cerca de esta luna que obtiene espectros con una resolución espacial mucho mayor de la que es posible con telescopios con base en tierra.

ESO PR Foto 04e/05: Espectro de dos regiones de Titán Representación de dos de los muchos espectros obtenidos el 16 de enero de 2005 con NACO, cubriendo la gama de 2,02 a 2,53 micrones. El espectro azul corresponde a la región más brillante de la superficie de Titán dentro de la hendidura, mientras que el rojo corresponde al área oscura que rodea al lugar de descenso de Huygens. En la banda de metano, los dos espectros son iguales, lo que indica un contenido atmosférico similar; en la ventana de metano centrada en los 2,0 micrones, el espectro muestra diferencias en el brillo, pero se encuentran en fase. Esto sugiere que no hay una variación real en la composición más allá de algunas mezclas atmosféricas diferentes.Crédito: NACO-VLT

Sin embargo, con NACO en el VLT, los astrónomos tienen la ventaja de observar a Titán con una resolución espectral mucho mayor, y de esa forma se puede capturar una información espectral mucho más detallada sobre la composición, etc.. Por lo tanto, las observaciones se complementan una con la otra.

Una vez que la composición de la superficie en el lugar del descenso de Huygens sea completamente conocida a través de los análisis detallados de las mediciones realizadas in-situ, debería ser posible comprender la naturaleza de la superficie en otros lugares de Titán combinando los resultados de Huygens con la más extensa cartografía de Cassini junto a las observaciones futuras de VLT.

ESO PR Foto 04f/05: Fotografiando a Titán con un filto variable Estas es una serie de imágenes de Titán tomadas alrededor de la ventana de metano de 2,0 micrones con un filtro variable, sondeando diferentes capas de la atmósfera y de la superficie. Las imágenes están siendo sometidas a exhaustivo procesamiento y análisis, para que revelen cualquier variación sutil en las longitudes de onda que sea indicativa de la respuesta espectral a los varios componentes de la superficie y que permita su identificación por parte de los astrónomos.Crédito: NACO Fabry-Perot/VLT

Más información

Los resultados de Titán obtenidos con datos de NACO-VLT serán publicados en la revista Icarus (“Mapas de la superficie de Titán en 1 a 1,25 micrones” por A. Coustenis et al.). Imágenes previas obtenidas con NACO y NACO-SDI pueden ser vistas en las fotos ESO PR 08/04 y ESO PR 11/04.

Véase también esos mismos Informes de Prensa para referencias científicas adicionales.

NOTAS:

1).- El equipo está compuesto por Eric Gendron, Athena Coustenis, Mathieu Hirtzig, Michel Combes, Pierre Drossart, y Alberto Negrao (LESIA, Observatorio Paris-Meudo, Francia), Pascal Rannou (Univ. de Versailles, Francia), Markus Hartung (ESO), Tom Herbst (Max-Planck Instituto de Astronomía, Heidelberg, Alemania), Tobias Owen (IfA, Hawaii), Laird Close (Universidad de Arizona, EE.UU.), Olivier Witasse y Jean-Pierre Lebreton (ESA/ESTEC).

2).- Los sistemas de Óptica Adaptativa funcionan por medio de un espejo deformable controlado por computadora que contrarresta la distorsión de la imagen producida por la turbulencia atmosférica. Se basan en correcciones ópticas en tiempo real computadas por datos de imágenes obtenidas por una cámara especial a velocidades muy altas, de cientos de veces cada segundo.

3).- Titán está sincronizado con Saturno por fuerzas de marea, de modo que siempre presenta la misma cara hacia el planeta. Por lo tanto, para fotografiar desde la Tierra todos los lados de Titán se requieren observaciones realizadas durante casi un período orbital entero, 16 días. El hemisferio “de cola” es el que vemos cuando Titán se aleja de nosotros en su curso alrededor de Saturno. El hemisferio “de avance” es el que se encuentra en el lado opuesto.

4).- La Cámara Diferencial Simultánea (SDI = Simultaneous Differential Imager) es un nuevo artefacto óptico que proporciona cuatro imágenes simultáneas de alta resolución en tres longitudes de onda alrededor de un rasgo de absorción de metano en el infrarrojo cercano. La aplicación principal del SDI es la fotografía de alto contraste para la búsqueda de compañeras sub-estelares con metano en su atmósfera, es decir, enanas marrones y exoplanetas gigantes, que se encuentren cerca de otras estrellas. Sin embargo, como muestran las presentes fotografías, se encuentra también soberbiamente capacitado para la fotografía de Titán.

VLT (Very Large Telescope) de ESO en Paranal, Chile. Crédito: ESO / Paranal

Agradecemos a ImageShack por su repositorio gratuito de imágenes. - HRB

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Web Site: ESO Press Release
Artículo: “Another Look at an Enigmatic New World”
Fecha: Febrero 24, 2005

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Para Astroseti.org: Heber Rizzo Baladán

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Enlace con el artículo original en inglés, AQUÍ.